Tumeenergia on Universumi salapärane komponent, mis põhjustab selle laienemise kiirenemist. Kuigi see moodustab suure osa Universumi kogu energiatihedusest, jääb selle täpne olemus üheks suurimaks lahendamata küsimuseks kaasaegses füüsikas ja kosmoloogias. Alates selle avastamisest 20. sajandi 90ndate lõpus kaugete supernoovade vaatlemisel on tumeenergia muutnud meie arusaama kosmilisest evolutsioonist ja innustanud intensiivseid uurimusi nii teoreetilisel kui ka vaatluslikul tasandil.
Selles artiklis käsitleme:
- Ajalooline kontekst ja kosmoloogiline konstant
- Tõendid Ia tüüpi supernoovadest
- Täiendavad meetodid: KMF ja suured struktuurid
- Tumeenergia olemus: ΛCDM ja alternatiivid
- Observatsioonide lahknevused ja praegused arutelud
- Tuleviku perspektiivid ja katsed
- Lõppmõtted
1. Ajalooline kontekst ja kosmoloogiline konstant
1.1 Einsteini "suurim viga"
1917. aastal, peagi pärast Bendrosios reliatyvumo teorijos loomist, tutvustas Albertas Einsteinas oma väljavõrrandites [1] nn kosmoloogilist konstantset (Λ). Tollal valitses veendumus staatilises, igaveses Universumis. Einstein lisas Λ, et tasakaalustada gravitatsioonijõudu kosmilisel skaalal ja seeläbi tagada staatiline lahendus. Kuid 1929. aastal näitas Edwinas Hubble, et galaktikad kaugenevad meist, mis tähendas universumi laienemist. Hiljem nimetas Einstein, uskudes, et laienevale universumile Λ enam vaja ei ole, seda oma "suurimaks veaks".
1.2 Varased vihjed mitte-null Λ kohta
Vaatamata Einsteini kahetsusele ei unustatud mitte-null kosmoloogilise konstandi ideed. Järgnevatel aastakümnetel käsitlesid füüsikud seda kvantvälja teooria kontekstis, kus vaakumi energia võib panustada ruumi enda energia tihedusse. Siiski kuni 20. sajandi lõpuni puudus veenev vaatluslik alus arvata, et universumi laienemine kiireneb. Seetõttu jäi Λ pigem intrigeerivaks võimaluseks kui kindlaks tõestuseks.
2. Tõendid Ia tüüpi supernoovade põhjal
2.1 Kiirenev universum (20. sajandi 90. aastad)
20. sajandi 90. aastate lõpus mõõtsid kaks sõltumatut gruppi — High-Z Supernova Search Team ja Supernova Cosmology Project — kaugete Ia tüüpi supernoovade kaugusi. Neid supernoovasid peetakse „standardküünaldeks“ (täpsemalt standardiseeritavateks küünaldeks), kuna nende sisemist heledust saab määrata valguskõverate järgi.
Mõtlejad ootasid, et universumi laienemine aeglustub gravitatsiooni mõjul. Kuid selgus, et kauged supernoovad on nõrgemad kui oodatud — see tähendab, et need on kaugemal kui aeglustumise mudel prognoosis. Hämmastav järeldus: universumi laienemine kiireneb [2, 3].
Põhijäreldus: Peab eksisteerima tõrjuv „antigravitatsiooniline“ jõud, mis ületab kosmilise aeglustumise — tänapäeval tuntud kui tumeenergia.
2.2 Nobeli preemia tunnustus
Need avastused, mis muutsid meie arusaama universumist, viisid 2011. aastal Nobeli füüsikapreemia andmiseni Saul Perlmutterile, Briani Schmidtile ja Adam Riessile universumi kiireneva laienemise avastamise eest. Nii sai tumeenergia üsna lühikese ajaga teoreetilisest hüpoteesist kosmoloogilise mudeli oluliseks komponendiks.
3. Täiendavad meetodid: KMF ja suured struktuurid
3.1 Kosmiline mikrolaine taust (KMF)
Peagi pärast supernoovade avastamist andsid õhupallide eksperimendid, nagu BOOMERanG ja MAXIMA, ning hiljem satelliitmissioonid WMAP ja Planck väga täpsed kosmilise mikrolaine tausta (KMF) mõõtmised. Nende vaatlustulemused näitavad, et universum on peaaegu ruumiliselt lame, st energia tiheduse parameeter on kokku Ω ≈ 1. Kuid nii baryoniline kui ka tumeaine moodustavad vaid umbes Ωm ≈ 0.3.
Järeldus: Kui Ωtotal = 1, peab olema komponent, mis täidab ülejäänud osa — tumeenergia, mis moodustab umbes ΩΛ ≈ 0.7 [4, 5].
3.2 Baarioonilised akustilised võnkumised (BAO)
Baariooniliste akustiliste võnkumiste (BAO) jaotus galaktikates on veel üks sõltumatu meetod Universumi laienemise uurimiseks. Võrreldes täheldatud nende „helilainete“ mõõtmeid suuremas struktuuris erinevate punanihete juures, saavad astronoomid taastada, kuidas laienemine on ajas muutunud. Sellised suuremahulised taeva uuringud nagu SDSS (Sloan Digital Sky Survey) ja eBOSS kinnitavad supernoovade ja CMB järeldusi: Universumis domineerib tume energia, mis soodustab hilise perioodi kiirenevat laienemist [6].
4. Tume energia olemus: ΛCDM ja alternatiivid
4.1 Kosmoloogiline konstant
Lihtsaim tumeda energia mudel on kosmoloogiline konstant Λ. Selles mudelis on tume energia konstantne energiatihedus, mis täidab kogu ruumi. See määrab olekuvõrrandi parameetri w = p/ρ = −1, kus p on rõhk ja ρ energiatihedus. Selline komponent põhjustab loomulikult kiirenevat laienemist. ΛCDM mudel (Lambda Cold Dark Matter) on valdav kosmoloogiline mudel, mis ühendab nii tumeda aine (CDM) kui ka tumeda energia (Λ).
4.2 Dünaamiline tume energia
Vaatamata edule tekitab Λ ka mitmeid teoreetilisi raskusi, eriti kosmoloogilise konstandi probleemi, kus kvantvälja teooria prognoosib palju suuremat vaakumi energiatihedust kui me täheldame. See on ajendanud kaaluma alternatiivseid teooriaid:
- Kvintessents (Quintessence): aeglaselt rändav skalaarväli, mille energiatihedus muutub ajas.
- Fantoomenergia (Phantom Energy): väli, mille w < −1.
- k-essents (k-essence): kvintessentsi üldistus mittekanoniliste kineetiliste liikmetega.
4.3 Muudetud gravitatsioon
Mõned teadlased, selle asemel et tunnistada uut energia komponenti, pakuvad välja muuta gravitatsiooni suurtel skaala tasanditel, näiteks rakendades f(R) teooriaid, DGP brane mudeleid või muid Üldrelatiivsusteooria laiendusi. Kuigi sellised mudelid suudavad mõnikord imiteerida tumeda energia efekti, peavad nad vastama ka rangetele gravitatsiooni uuringutele lokaalsel tasandil ning andmetele struktuuride moodustumise, gravitatsioonilise läätsestamise ja muude vaatlustega.
5. Vaatluslikud vastuolud ja praegused arutelud
5.1 Hubble'i konstandi pinge
Täiustudes Hubble'i konstandi (H0) mõõtmismeetoditel, ilmnes vastuolu. Plancki satelliidi andmete põhjal (ekstrapoleerides CMB-st ΛCDM järgi), on H0 ≈ 67,4 ± 0,5 km s−1 Mpc−1, samas kui kohalike (inglise keeles distance ladder) mõõtmismeetoditega (nt SH0ES projekt) leitakse H0 ≈ 73. See umbes 5σ erinevus võib viidata uuele füüsikale tumeda energia sektoris või teistele nüanssidele, mida standardmudelis ei ole arvestatud [7].
5.2 Kosmiline nihkeefekt ja struktuuride kasv
Nõrga gravitatsioonilise läätsestamise (ingl. weak lensing) uuringud, mis on suunatud Universumi suure struktuuri uurimisele, näitavad mõnikord väikeseid kõrvalekaldeid ΛCDM prognoosidest, mis on saadud KMF parameetritest. Kuigi need kõrvalekalded ei ole nii silmatorkavad kui Hubble'i konstandi pinge, julgustavad need siiski kaaluma võimalikke tumeda energia või neutriinofüüsika korrigeerimisi ning andmete analüüsi süsteemikat.
6. Tuleviku perspektiivid ja katsed
6.1 Tulevased kosmoseprojektid
Euclid (ESA): mõeldud laiaulatuslike galaktikate kuju ja spektri mõõtmiste tegemiseks, et paremini piirata tumeda energia oleku võrrandit ja suurt struktuuri kujunemist.
Nancy Grace Romani kosmoseteleskoop (NASA): viib läbi laia välja pildistamist ja spektroskoopiat, uurides BAO-d ja nõrka gravitatsioonilist läätsestamist enneolematul täpsusel.
6.2 Maa-alused uuringud
Vera C. Rubin observatoorium (Legacy Survey of Space and Time, LSST): koostab miljardite galaktikate kaardi, mõõdab nõrga läätsestamise signaale ja supernoovade näitajaid enneolematul sügavusel.
DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument): fikseerib äärmiselt täpsed miljonite galaktikate ja kvasarite punanihke mõõtmised.
6.3 Teoreetilised murded
Füüsikud süvendavad jätkuvalt tumeda energia mudeleid — eriti kvintessentsi tüüpi teooriaid, mis võimaldavad muutuvat w(z). Püüdlused ühendada gravitatsioon ja kvantmehaanika (nöörteooria, silmuskvantgravitatsioon jt) võivad aidata paremini mõista vaakumi energiat. Igasugune kahtlemata w = −1-st kõrvalekalle oleks suur avastus, mis viitaks tõeliselt uutele fundamentaalsetele füüsikaseadustele.
7. Lõpumõtted
Rohkem kui 70% Universumi energiast näib koosnevat tumedast energiast, kuid lõplikku vastust selle olemuse kohta meil veel ei ole. Alates Einsteini kosmoloogilisest konstantist kuni 1998. aasta hämmastavate supernoova tulemusteni ja pidevalt täpsete kosmilise struktuuri mõõtmisteni — on tume energia saanud XXI sajandi kosmoloogia keskseks osaks ja potentsiaalseks väravaks revolutsiooniliste füüsikaavastusteni.
Püüdlused mõista tumedat energiat illustreerivad suurepäraselt, kuidas uusimate vaatlustulemuste täpsus ja teoreetiline arusaam põimuvad. Niipea kui uued teleskoobid ja katsed hakkavad esitama veel põhjalikumaid andmeid — alates üha kaugematest supernoovatest kuni üksikasjalike galaktikakaartide ja eriti täpsete KMF mõõtmisteni — satub teadus uute, oluliste avastuste lävele. Olenemata sellest, kas vastus on lihtne kosmoloogiline konstant, dünaamiline skalaarväli või muudetud gravitatsioon, lahendades tumedat energia mõistatust, muutub meie arusaam Universumi ja põhilise ruumajaaja olemusest pöördumatult.
Lingid ja täiendav lugemine
Einstein, A. (1917). “Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie.” Sitzungsberichte der Königlich Preußischen Akademie der Wissenschaften, 142–152.
Riess, A. G., et al. (1998). “Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant.” The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.
Perlmutter, S., et al. (1999). “Measurements of Ω and Λ from 42 High-Redshift Supernovae.” The Astrophysical Journal, 517, 565–586.
de Bernardis, P., et al. (2000). “A Flat Universe from High-Resolution Maps of the Cosmic Microwave Background Radiation.” Nature, 404, 955–959.
Spergel, D. N., et al. (2003). “First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 148, 175–194.
Eisenstein, D. J., et al. (2005). “Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large-Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies.” The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
Riess, A. G., et al. (2019). “Large Magellanic Cloud Cepheid Standards Provide a 1% Foundation for the Determination of the Hubble Constant and Stronger Evidence for Physics beyond ΛCDM.” The Astrophysical Journal, 876, 85.
Täiendavad allikad
Frieman, J. A., Turner, M. S., & Huterer, D. (2008). “Dark Energy and the Accelerating Universe.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 385–432.
Weinberg, S. (1989). “The Cosmological Constant Problem.” Reviews of Modern Physics, 61, 1–23.
Carroll, S. M. (2001). “The Cosmological Constant.” Living Reviews in Relativity, 4, 1.
Alates kosmilise mikrolaine taustkiirguse mõõtmistest kuni Ia tüüpi supernoovade vaatlusteni ja galaktikate punanihke kataloogideni on palju tõendeid tumeda energia olemasolu kohta. Siiski jäävad põhilised küsimused — näiteks selle päritolu, kas see on tõepoolest konstantne ja kuidas see sobitub kvantgravitatsiooni teooriaga — vastuseta. Nende mõistatuste lahendamine võiks avada uusi teid teoreetilises füüsikas ning anda sügavama arusaama Universumist.